Planety vznikají akrecí, kdy se prachová zrnka spojují do větších celků. Pokud objekt překročí určitou hranici, začne vysávat plyn ze svého okolí. Stane se z něj obr. Kritická mez je někde okolo 10 Zemí. Pokud tedy najdeme exoplanetu o hmotnosti větší, předpokládáme, že jde o plynného obra s jádrem… planetu podobnou Neptunu či rovnou Jupiteru.

Co když ale najdeme exoplanetu, která má hmotnost hodně přes 10 Zemí, ale můžeme s jistotou říct, že nemá výraznou plynnou obálku? V takovém případě můžeme mít problém pro teoretiky nebo svatý grál planetární astronomie. TOI-849 b je tím druhým.

Planetu objevila družice TESS a následně ji pozoroval projekt NGTS v Chile. Na mateřskou hvězdu se podíval také spektrograf HARPS.

TOI-849 b

V případě TOI-849 b zaujme už její oběžná doba. Okolo své hvězdy oběhne za něco málo přes 18 hodin. Podobné planety objevujeme poměrně běžně. Jde o horké jupitery nebo o tzv. USP, což jsou planety s ultrakrátkou oběžnou dobou. Velikost USP se pohybuje někde od 0,6 do 2,1 Země s průměrem okolo 1,3 Země. Může se jednat o obnažená jádra plynných obrů.

TOI-849 b ale nepatří ani do jedné z těchto skupin. Její hmotnost je asi 40 Zemí, což je více než dvojnásobek hmotnosti Neptunu! Poloměr planety je ale jen 3,4 Země, což je naopak méně, než je hmotnost Neptunu. Hustota planety tak bude asi 5,5±0,8 gramů na centimetr krychlový.

Pokud už má tohle monstrum nějakou atmosféru z vodíku a hélia, tak jen velmi slabou. Podle vědců bude tvořit maximálně 4 % z celkové hmotnosti. Ve srovnání se Zemí je to i tak strašně moc, ale na plynného obra je to málo. Planeta má zkrátka mnohem větší hmotnost, než by měla mít s ohledem na svou velikost.

Je velmi pravděpodobné, že TOI-849 b je obnaženým jádrem obří planety. O svou atmosféru mohla přijít, ale je také možné, že ji nikdy nezískala. 

Do dnešních dnů pořádně neznáme složení a strukturu jader obřích planet Sluneční soustavy. Do značné míry i kvůli poněkud zanedbanému výzkumu Neptunu a Uranu kosmickými sondami. V případě TOI-849 b se nám ale naskýtá unikátní pohled na obnažené jádro… i když je 730 světelných let od nás.

Jedná se o opravdu unikátní objev. Pokud bychom si vytvořili dva grafy: jeden závislosti hmotnosti na oběžné době a druhý závislosti poloměru na oběžné době a vynesli do něj všechny planety s krátkou oběžnou dobou, bude TOI-849 b jako kůl v plotě. Žádné další planety se v jejím okolí nenacházejí. Není divu, že se této oblasti říká poušť neptunů.

Zdroj: A remnant planetary core in the hot-Neptune desert

Planety i hvězda vznikají z disku prachu a plynu. Poměrně velkého ale v poměru k velikosti také velmi tenkého disku. Logicky tak předpokládáme, že planety obíhají více méně v rovině rovníku své hvězdy. Více méně, protože během vzniku se vzájemně gravitačně ovlivňují, takže sklon v řádu desetin stupně či jednotek stupňů není nikterak zvláštní.

Vědci dokáží změřit sklon dráhy planety. Využívá se k tomu Rossiterův-McLaughlinův efekt, který byl nedávno nasazen třeba na systém TRAPPIST-1. Někteří horcí jupiteři obíhají se sklonem až desítek stupňů, za což může zřejmě interakce s dalšími planetami v systému.

Zmíněný efekt se bohužel hodí jen na tranzitující planety, což v překladu tak trochu znamená i na planety s krátkou oběžnou dobou. Pravděpodobnost tranzitu s rostoucí vzdáleností planety od hvězdy klesá.

Na změření sklonu exoplanety Bety Pictoris b museli jít jinak. Exoplaneta má hmotnost 11 ± 2 Jupiteru, oběžnou dobu na 22 až 24 let a obíhá ve vzdálenosti 9,0 ± 0,5 AU od hvězdy. Nedávno byla v systému objevena ještě jedna planeta.

Tým vedený Stefanem Krausem z University of Exeter provedl měření pomoci čtyř pomocných dalekohledů interferometru VLT v Chile o průměru 1,8 m a přístroje GRAVITY.

Absorpce plynu ve hvězdné atmosféře způsobuje malé prostorové posunutí ve spektrálních čarách, které lze použít k určení orientace osy hvězdy. Vědci museli při pozorování dosáhnout přesnosti 1 tisíciny obloukové vteřiny.

Z výsledků vyplývá, že Beta Pictoris b i disk trosek obíhají okolo hvězdy přibližně v rovině rovníku. Sklon bude 3 ± 4 stupně.

Zdroj: Spin-orbit alignment of the β Pictoris planetary system

V roce 2016 přinesl projekt Pale Red Dot (bledě červená tečka) objev exoplanety u Proximy Centauri. Na něj navázal projekt Red Dots (červené tečky), který objevil exoplanetu u slavné Barnardovy hvězdy.

Projekt se zaměřuje na hledání exoplanet u blízkých červených trpaslíků měřením radiálních rychlostí a to především spektrografem HARPS. Od července 2018 sledoval HARPS tři hvězdy: GJ 887 (Lacaille 9352), GJ 1061 (LHS 1565) a GJ 54.1 (YZ Ceti).

Vloni byl představen objev tří planet u GJ 1061, nyní přišla na řadu soustava u GJ 887.

Planetární systém GJ 887

GJ 887 (Lacaille 9352) je desátý nejbližší hvězdný systém od Slunce. Poměrně jasný červený trpaslík (7,3 mag) se nachází v souhvězdí Jižní Ryby ve vzdálenosti 10,7 světelných let od nás. Hvězda má hmotnost a velikost asi poloviny Slunce.

Okolo hvězdy mají obíhat dvě planety s periodami 9 a 22 dnů a hmotnostmi nejméně 4,2 a 7,6 Země. V případě druhé planety by rovnovážná teplota mohla být okolo 350 Kelvinů, což ale bohužel dost na to, abychom mohli uvažovat o podmínkách vhodných k životu. Atmosféra planety teplotu nejspíše ještě navýší.

V datech ze spektrografu HARPS je ještě třetí signál, který by mohl naznačovat existenci třetí planety s oběžnou dobou 50 dnů.

Červení trpaslíci nejsou příliš dobré matky. V mládí jsou aktivnější a také v pozdější fázi života decimují okolní planety velkými dávkami ultrafialového záření při velmi silných erupcích. Na rozdíl třeba od Proximy Centauri, je ale Gliese 887 neobvykle klidným červeným trpaslíkem s velmi malými změnami jasnosti. Otázkou je, zda tomu tak bylo i v minulosti a planety si mohly zachovat své atmosféry.

Projekt Červené tečky je pojmenován na podle bledě modré tečky, což byl snímek Země pořízený sondou Voyager 1 v únoru 1990 ze vzdálenosti 40,5 AU. S nápadem tehdy přišel Carl Sagan.

Zdroj: A multiplanet system of super-Earths orbiting the brightest red dwarf star GJ 887

Před časem vyšla studie, která naznačuje existenci druhé planety u Proximy Centauri. Zatímco Proxima b obíhá s periodou 11 dní, oběžná doba druhé planety má být přes 5 let.

Vědci našli možnou planetu Proxima c na základě měření radiálních rychlostí. Nyní se na nejbližší hvězdu od Slunce podívali skrz astrometrii. Princip je v podstatě podobný. Pracuje se s tím, že planeta se svou hvězdou jakoby cloumá v kosmickém prostoru, protože obě tělesa obíhají okolo společného těžiště, které je posunuté vůči středu hvězdy. V případě měření radiálních rychlostí se zmíněné cloumání projeví posuvem spektrálních čar (Dopplerův jev), u astrometrie zase ve vlastním pohybu hvězdy.

Astrometrie má výhodu, že nám poskytne přesný údaj o hmotnosti bez nutnosti znalosti sklonu dráhy planety vůči nám. Potřebujete ale znát vzdálenost hvězdy a celkově je tato metoda vhodná na spíše blízké hvězdy a planety, které jsou od hvězdy ve větší vzdálenosti. Proxima Centauri je samozřejmě ze všech cizích hvězd tou nejbližší a Proxima c, pokud existuje, obíhá od ní dál.

Kvalitní astrometrická data poskytne družice GAIA. Na vydání dalšího katalogu si však musíme počkat, a tak vědci museli vzít zavděk trochu netradičnímu vědeckému přístroji – senzoru na Hubblovu dalekohledu. V pořádku, legenda astronomie se používá běžně, ale v tomto případě senzor nepracuje se světlem z dalekohledu. Fine Guidance Sensor (FGS) se používá pro orientaci dalekohledu v prostoru.

ESPRESSO potvrdil existenci Proximy b. U nejbližší hvězdy od Slunce navíc našli další signál

Dva ze tří senzorů se zjednodušeně řečeno zadívají na některou z naváděcích hvězd a po dobu pozorování nebeského objektu se jich drží jako klíště. Tím je zaručena stabilita dalekohledu. Třetí FGS se ale používá pro vědecké účely. Jeho výhodou je umístění. Není důležité, že jde o Hubble, ale nachází se v kosmickém prostoru, takže může provádět přesná měření.

Nové údaje o hmotnosti

Důležité je, že astrometrické údaje skutečně naznačují, že okolo Proximy Centauri něco obíhá s periodou 5,2 let. Oběžná doba je napříč studiemi více méně stejná. Liší se ale hmotnosti.

Radiální rychlosti z první studie mluví o hmotnosti 5,8 ± 1,9 Země. Pokud se dají dohromady s astrometrií z FGS, dostaneme 18 ± 5 Země, a pokud se ještě přidají měření z přístroje SPHERE na VLT, dostaneme 7 ± 1 Země.

Zdroj: A Moving Target—Revising the Mass of Proxima Centauri c

Mediálním prostorem létají čísla o počtu inteligentních civilizací v Galaxii. Vyšla ale i studie, která je založena na skutečných datech a to konkrétně na datech z Keplera.

Michelle Kunimoto a Jaymie M. Matthews se věnovali na první pohled triviální otázce, kvůli které byl Kepler vypuštěn. Kolik je ve vesmíru planet?

Studií, které se věnují míře výskytu exoplanet, existuje mnoho. S trochou nadsázky stejně, jako dosud potvrzených exoplanet. Nová studie se ale na problematiku dívá komplexněji.

Autoři se podívali na míru výskytu planet o poloměru 0,5 až 16 Zemí s oběžnými dobami 0,78 až 400 dnů, které obíhají okolo hvězd spektrálních tříd F, G a K: tedy hvězd větších a teplejších než Slunce (F), podobných Slunci (G) a o něco menších než Slunce (K). Vědci využili také data z katalogu DR2 družice Gaia.

Výsledky vidíte níže. Na horním obrázku je celková míra výskytu pro všechny tři spektrální třídy. Na dolních pak pro jednotlivé spektrální třídy. Na vodorovné ose je oběžná doba (ve dnech), na svislé pak poloměr planet (v násobcích Země). Čísla v obdélníčcích udávají míru výskytu. Pokud je 0,27, pak to znamená, že daný typ planety se vyskytuje u přibližně 27 % hvězd atd.

Credit: Kunimoto & Matthews

eta Earth

Autoři studie se také zaměřili na magickou hodnotu eta Earth. Jedná se o míru výskytu planet, které jsou podobné Zemi a obíhají v obyvatelné oblasti hvězd podobných Slunci. Konkrétně jde o planety o poloměru 0,75 až 1,5 Země v konzervativní obyvatelné oblasti (0,99 až 1,70 AU) u hvězd spektrální třídy G. Podle autorů je horní hranice míry výskytu 0,18, což by znamenalo jednu planetu na každých pět hvězd.

Odhaduje se, že v Galaxii je přibližně 400 miliard hvězd. Většina z nich jsou červení trpaslíci. Hvězdy spektrální třídy G tvoří 7 %, což je zhruba 28 miliard hvězd a tedy maximálně 5,6 miliard výše definovaných planet.

O eta Earth a odhadu této hodnoty jsme nedávno psali článek Kolik je ve vesmíru obyvatelných planet? Záleží, koho se zeptáte…

Výzkum exoplanet vypadá na první pohled jako extrémně špičkový obor. Konec konců v první linii se mu věnují spektrografy na nejslavnějších dalekohledech světa nebo kosmičtí lovci exoplanet. Opak je ale pravdou. K pozorování tranzitů stačí amatérské vybavení.

Amatérští astronomové by mohli pomoci připravit půdu pro Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST), o čemž jsem nedávno psal na VTM.cz.

Jsou ale už existující a úspěšné projekty. Obecně platí, že samotné vybavení není to nejdůležitější. Důležité jsou také dobré podmínky a především chytrý koncept. Pouhým osamoceným pozorováním tranzitů exoplanet díru do vesmíru neuděláte.

Amatérský astronom Paul Benni a vědec Artem Burdanov mluvili na nedávném setkání Americké astronomické společnosti, které proběhlo kvůli koronaviru netradičně virtuálně, o svých třech dosavadních objevech.

Pilotní projekt založil Burdanov už před léty s kolegy u Uralské federální univerzity v Rusku pod názvem Kourovka Planet Search (KPS).

Benni jim pomáhal s následným pozorováním cílových hvězd ze svého domu poblíž Bostonu.

Burdanov se později přesunul na Univerzitu v Lutychu, která se stává po Ženevské univerzitě další velkou a významnou baštou výzkumu exoplanet. Projekt pokračoval pod názvem Galactic Plane eXoplanet (GPX).

Benni pozoroval běžně dostupným dalekohledem Celestron RASA o průměru 279 mm. K tomu používal kameru FLI ML16200 a vylepšený software pro zpracovávání fotografií, který připravil Burdanov.

O prvním objevu této dvojice jsme už psali. Jednalo se o exoplanetu KPS-1b. 

Jak už název projektu napovídá, oba astronomové se zaměřili na hledání tranzitů v oblasti galaktické roviny. Na první pohled je to výhodnější, protože galaktická rovina se vyznačuje větší hustotou hvězd. Pokud máte více hvězd v zorném poli, máte i větší šanci pozorovat tranzit. Na druhou stranu vyšší hustota není zadarmo. Hvězdy jsou úhlově blízko sebe a mohou pak splývat. Z tohoto důvodu se lovci exoplanet těmto regionům vyhýbají. GPX se navíc zaměřil na méně jasné hvězdy (11 až 15 mag), kterým se lovci exoplanet také většinou vyhýbají.

Druhým objevem dvojice byl hnědý trpaslík GPX-1 b o hmotnosti 20 Jupiterů, který obíhá okolo hvězdy o něco větší než Slunce. Podle doby rotace hvězdy se odhaduje její stáří na 270 milionů let.

GPX-1 pozorovala už i TESS, ale hvězda splynula s jasnější hvězdou, která se nachází méně než obloukovou minutu od ní, a tranzit hnědého trpaslíka tak družice vůbec nedetekovala.

Jejich nejnovější objev přišel z dat shromážděných v roce 2018. GPX-TF16E-48 je binárním systémem, který tvoří normální hvězda hlavní posloupnosti a bílý trpaslík. Obě složky obíhají okolo sebe s periodou 7,1 hodin. Následná pozorování ukázala, že bílý trpaslík zřejmě krade materiál ze sousední hvězdy, a tak by v daleké budoucnosti měl vzplanout jako nova.

GPX-TF16E-48 je v podstatě zákrytovou dvojhvězdu, kdy se obě složky vzájemně zakrývají. Amatéři podobné hvězdy pozorují i menšími hvězdářskými dalekohledy poměrně běžně. Tenhle pár je ale z praktického hlediska velmi speciální, protože zákryt trvá jen 10 minut, takže je těžké ho postřehnout.

Projekt GPX pokračuje a ukazuje, že spolupráce profesionálních a amatérských astronomů má smysl. V České republice se proměnným hvězdám a exoplanetám věnuje příslušná sekce ČAS, která provozuje i databázi tranzitujících exoplanet.

Zdroj: Skyandtelescope.org

Objev má jedinou vadu na kráse… ale postupně.

Hvězda Kepler-160 je velmi podobná Slunci. Je jen nepatrně hmotnější ale má stejnou zářivost. U hvězdy byly v minulosti objeveny dvě planety. Kepler-160 b má poloměr 1,7 Země a oběžnou dobu 4,3 dny. Vzdálenější planeta c má má poloměr 3,1 Země a oběžnou dobu 13,7 dní.

Vzdálenější z planet vykazuje poměrně výrazné změny v časech tranzitů, což znamená, že k přechodům planety před hvězdou nedochází pravidelně.

Za to může obvykle nějaká další planeta v systému – obvykle samozřejmě netranzitující, takže ji nelze v datech z Keplera nebo jiného lovce tranzitů najít.

René Heller a jeho kolegové se podívali do dat z Keplera znovu a našli možného viníka. Okolo hvězdy obíhá další tranzitující planeta nebo spíše kandidát s označením KOI-456.04.

Parametry planety jsou extrémně zajímavé. Okolo hvězdy totiž oběhne za 378 dní, takže ji to trvá o dva týdny déle než Zemi okolo Slunce.

Velká poloosa dráhy je 1,089 AU! Planeta tak obíhá zhruba stejně daleko od své hvězdy jako Země od Slunce.

Vzhledem k tomu, že zářivost hvězdy je stejná jako u Slunce, tak i oslunění planety bude podobné. Konkrétně dostává od hvězdy 93 % záření co Země od Slunce. Na jejím povrchu by měla být rovnovážná teplota asi 244 Kelvinů, což je o 10 méně než u Země. Mluvíme ale o teplotě bez vlivu atmosféry.

Až do teď mluvíme přesně o planetě, kterou toužíme najít. Bohužel poslední parametr nenadchne. Planeta je 1,9krát větší než Země, takže půjde zřejmě spíše o menší verzi Neptunu.

Když planetu vědci zadali do simulací, zjistili, že nedokáže vysvětlit odchylky v časech tranzitů planety c. V systému tak musí být ještě čtvrtá planeta, která nevykonává tranzity.

Podle vědců bude mít hmotnost 1 až 100 Zemí a oběžnou dobu 7 až 50 dní. S ohledem na očekávanou amplitudu změn radiálních rychlostí by měla být dostupná současným spektrografům.

Zdroj: Transit least-squares survey
III. A 1.9 R⊕ transit candidate in the habitable zone of Kepler-160 and a nontransiting planet characterized by transit-timing variations

Příznivci Elona Muska posílají astronomy do vesmíru. Zmiňujeme to záměrně, protože hledání tranzitujících exoplanet bude družicovými konstelacemi patrně zasaženo velmi citelně. Vyžaduje totiž (podobně jako hledání planetek) pozorování velkých částí oblohy současně. Na rozdíl od lovců planetek, lovci tranzitů už ve vesmíru jsou (CoRoT, Kepler, TESS).

Nově uveřejněná studie ukazuje, že k pozorování tranzitů exoplanet není nutně potřeba velkého kosmického dalekohledu, ale stačí dokonce i CubeSat řádově za stovky tisíc dolarů.

V roce 2017 byl z paluby Mezinárodní kosmické stanice vypuštěn CubeSat ASTERIA, který je typu 6U, což znamená, že se skládá ze šesti krychliček o hraně 10 cm. Jeho hmotnost je jen 10 kg.

CubeSaty obvykle nedělají velkou vědu, ale spíše testují nové technologie a postupy. Primárním cílem mise ASTERIA (Arcsecond Space Telescope Enabling Research in Astrophysics) bylo demonstrovat dvě klíčové technologie pro snížení systematického šumu ve fotometrických pozorováních: vysoce přesné polohování a vysoce stabilní termické řízení. Zjednodušeně řečeno: aby hvězda zůstala co nejpřesněji v centru zorného pole dalekohledu a aby teplota na palubě byla co nejvíce konstantní. ASTERIA prokázala stabilitu polohování s přesností na 0,5 obloukových vteřin a tepelnou kontrolu ± 10 tisícin Kelvinů. Na palubě ASTERIA je dalekohled o průměru jen 6 cm.

Během hlavní mise (listopad 2017 až únor 2018) a první rozšířené mise, která následovala (březen 2018 až květen 2018), pozoroval CubeSat slavnou jasnou hvězdu 55 Cnc, okolo které obíhá pět planet. Jedna z nich tranzituje – o objev tranzitů exoplanety 55 Cnc e se postaral před léty také velmi malý dalekohled MOST, který vloni skončil. Následně je pak potvrdil kosmický dalekohled Spitzer, který skončil na začátku letošního roku. 55 Cnc e má poloměr necelé 2 Země a oběžnou dobu 18 hodin.

V datech z CubeSatu ASTERIA je vidět signál, ale nikoli na úrovni, která je dostatečně významná k tomu, aby bylo možné získat nezávislou detekci bez předchozí znalosti planety a dráhy planety.

Vědci pozorovali také další hvězdy. Výsledky budou představeny v samostatných studiích.

Zdroj: Demonstrating high-precision photometry with a CubeSat: ASTERIA observations of 55 Cancri e

Na internetu je opravdu povedená infografika, která ukazuje 44 nejbližších hvězd od nás. Jednotlivé hvězdy jsou porovnány se Sluncem. Nechybí údaj o vzdálenosti ve světelných letech, poloměru (R) a zářivosti (L) v násobcích Slunce, souhvězdí (latinsky) a počtu planet, pokud u nich už byla nějaká objevena.

Přestože jsou to nejbližší hvězdy, některé pouhým okem neuvidíte. Jde o červené trpaslíky, jako je třeba Proxima Centauri, kteří vyzařují jen málo světla a jsou vidět pouze v hvězdářském dalekohledu. Na infografice je poznáte snadno – jsou logicky malí a červení. Jejich zářivost (L) se pohybuje jen v setinách zářivosti Slunce.

By AlansFactoryOutlet.com

Astronomové v rámci DMPP hledali CDE a našli DMPP-1. Vezměme to ale od začátku.

DMPP-1 je první z již několika objevů projektu DMPP (Dispersed Matter Planet Project). Jeho úkolem je především hledání oblaků prachu z planet zemského typu, které obíhají tak blízko svých hvězd, že se rozpadají. Říká se jim katastroficky rozpadající se exoplanety (catastrophically disintegrating exoplanets, CDE).

Astronomové se o to nesnaží prostřednictvím fotometrie (měření jasnosti hvězd), ale pozorováním spektra hvězd – konkrétně pozorováním nízké tzv. chromosferické emise, za kterou stojí právě oblak prachu mezi námi a hvězdou.

Vloni před Vánocemi vyšla studie, ve které vědci objevili čtyři planety u hvězdy DMPP-1. Přibližně 2 miliardy let stará hvězd se nachází 204 světelných let od nás. Podle výsledků měření radiálních rychlostí okolo hvězdy obíhají tři horké super země a jeden teplý neptun s periodami 2,8 až 18,5 dní.

V nové studii se vědci podívali na hvězdu prostřednictvím družice TESS, která ji pozorovala v rámci 6. sektoru. Nenašli ale tranzity žádné z planet, které byly objeveny v první studii měřením radiálních rychlostí. Je možné, že planety z našeho pohledu před hvězdou nepřecházejí, i když jen velmi těsně. Další možností je, že kvůli vlivu blízké hvězdy jsou to už v podstatě jen železná jádra, která sice mají dostatečnou hmotnost pro detekci prostřednictvím měření radiálních rychlostí, ale současně jsou malá na to, abychom dokázali pozorovat jejich tranzity.

Na druhou stranu ale vědci našli něco jiného. Poklesy jasnosti s periodou 3,2 dní. Pokud se jedná o planetu, dostávala by asi 990krát více záření než Země od Slunce. To jsou hodnoty typické pro CDE. Oblak prachu z této planety by mohl detektovat Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST). Vědci očekávají, že se z CDE uvolňuje oxid křemnatý, na který bude JWST citlivý.